Terra forma dimensioni e movimenti

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LA TERRA

La forma

In discussione fu da sempre la forma della terra; in antichità si pensava che fosse piatta, solo Pitagora nel V secolo a.C. superò questa concezione affermando che fosse sferica. L’idea della forma piatta fu ripresa però nell’alto medioevo; Galileo ne studio la forma e arrivo a dimostrare la sua sfericità, Newton invece asserì che la forma fosse all’incirca ellittica.

Osservando l’orizzonte, l’area che riusciamo a vedere è limitata ad una linea che è quasi circolare, questa linea è chiamata orizzonte sensibile. La curvatura della superficie terrestre è dimostrata appunto dalla comparsa o scomparsa di un oggetto all’orizzonte, dalla gravità che agisce radicalmente, dalla somiglianza con gli altri pianeti, dai viaggi di circumnavigazione.
Oggi la sfericità del nostro pianeta è documentata dalle fotografie satellitari; non risulta però una sfera perfetta in quanto lo sarebbe se fosse immobile, ma il movimento di rotazione ha fatto si che si schiacciasse ai poli e si rigonfiasse all’equatore.
La terra è quindi uno sferoide o meglio un ellissoide di rotazione; ma considerando le varie accidentalità superficiali che presenta la terra (le quali rappresentano circa 1/600 del raggio terreste e che sono quindi insignificanti) è definita propriamente come geoide, ovvero quel solido in cui la superficie è perpendicolare in ogni suo punto alla direzione del filo a piombo. La sua superficie è equipotenziale (è uguale il lavoro per portare un punto dalla superficie all’infinito): variando quindi la distanza dal centro varia anche la gravità (diminuzione della gravità nella zona equatoriale perché all’Equatore la forza centrifuga dovuta alla rotazione terrestre e normale all’asse di rotazione della Terra contrasta la forza gravitazionale, a mano a mano che si sale verso i poli la forza centrifuga contrasta la gravità solo con una sua componente = la gravità aumenta fino ai poli, dove la forza centrifuga è nulla).

Le dimensioni

Sin dall’antichità si cercò di misurare la terra; sorprendentemente Eratostene con una semplice proporzione calcolò la lunghezza della circonferenza terreste (eratostene: 39375 km) sbagliandosi di solo 634 km rispetto alla misura attuale. La sua misurazione rimase invariata per circa 19 secoli fino a quando J. Picard non ne effettuò una migliore.

Dalle più recenti misurazioni astrogeodetiche risulta che:
raggio equatoriale = 6378,16 km – raggio polare = 6356,78 km – la loro differenza è detta schiacciamento polare e ci dice quindi che il semiasse polare è più corto di circa 1/298 di quello equatoriale.

La definizione storica di metro è che il metro è la 40 milionesima parte del meridiano terrestre; il nuovo metro “più rigoroso” è approssimato alla distanza percorsa nel vuoto dalla luce (monocromatica di un laser a elio-neon) in 1/300000000 di secondo circa (1/299 792 458).

Le coordinate geografiche e celesti

L’equatore è la linea immaginaria che individua la circonferenza massima della sfera terrestre e la divide in due emisferi [meridionale / australe – settentrionale / boreale].
I piani paralleli al piano individuato dalla linea equatoriale sono chiamati paralleli e chiaramente in prossimità dei poli sono sempre più piccoli (paralleli di grado = 178 + 2 punti ai Poli); invece se tagliamo la terra in tanti piani contenti l’asse determiniamo tanti circoli massimi di uguale dimensione e passanti per i poli, essi sono chiamati meridiani (meridiani di grado (semicirconferenze) = 360° e si usa chiamare l’altra metà di un meridiano antimeridiano).
L’intersezione tra meridiani e paralleli, che sono infiniti, forma il reticolo geografico (formato da trapezi e triangoli sferici).

Per definire la posizione assoluta di un punto sulla superficie terrestre c’è bisogno di determinare:
► Latitudine: è la distanza angolare di un punto dall’equatore.
► Longitudine: è la distanza angolare di un punto da un determinato meridiano. Il meridiano iniziale è quello di Greenwich (Londra).
► Declinazione celeste: è la distanza angolare tra l’astro considerato e il piano dell’equatore celeste.
► Ascensione retta: è la distanza angolare dall’astro dal meridiano celeste che passa per il punto di ariete, scelto come meridiano iniziale sulla sfera celeste.
► Altitudine o quota: è la distanza in metri dal livello del mare.

I movimenti

► Moto di rotazione
E’ il moto che compie intorno al proprio asse da Ovest verso Est, cioè in senso inverso all’apparente moto diurno della sfera celeste e del sole; la durata di tale moto è un giorno sidereo (durata effettiva = 23h 54m). il moto avviene con la medesima velocità angolare e con velocità lineare variabile con la latitudine, come la forza centrifuga, responsabile della diminuzione della gravità e del rallentamento della rotazione terrestre annuale di 2 millesimi di secondo. Questo fenomeno è collegato all’influenza lunare che causa le alte e le basse maree perché essa da una parte si oppone al trascinamento e rallenta la rotazione terrestre e dall’altra riceve un’accelerazione sulla sua orbita. Tra 4 miliardi di anni la Luna e la Terra avremo rivoluzione della Luna e rotazione della Terra uguali.

Prove della rotazione:
Una prima prova si può desumere dall’apparente spostamento diurno dei corpi celesti da est a ovest, ciò può essere spiegato sia con un movimento di rotazione degli astri intorno alla terra sia con un movimento in senso contrario cioè da ovest verso est della terra su se stessa.
Semplicemente la rotazione può essere provata in analogia con gli altri pianeti.
Attraverso la caduta libera di un corpo, Guglielmini osserva che un corpo lasciato cadere da una certa altezza devia la verticale del punto di partenza e giunge sul suolo spostato verso est, risente cioè della rotazione terrestre perché mantiene la stessa velocità lineare di rotazione del punto da cui cade che è maggiore di quella al suolo.
Inoltre anche l’esperienza di Foucault è esplicativa riguardo la rotazione infatti, osservando l’oscillazione di un pendolo si nota che esso traccia oscillazioni diverse come se ruotasse in senso orario intorno ad un asse verticale, in realtà a ruotare i senso antiorario è il pavimento che segue il movimento di rotazione terrestre perché il piano di oscillazione del pendolo si mantiene fisso nello spazio in un sistema di riferimento inerziale.
In fine possiamo considerare anche la variazione dell’accelerazione di gravità con la latitudine, infatti tale variazione è conseguenza della forza centrifuga dovuta al movimento di rotazione.

Conseguenze della rotazione:
Lo spostamento della direzione dei corpi in moto; secondo Ferrel: “a causa della rotazione terrestre un corpo qualsiasi che si muove liberamente sulla terra viene deviato dalla sua direzione iniziale verso destra se si trova nell’emisfero boreale, verso sinistra se si trova in quello australe, si troverà dunque in anticipo se si dirige verso i poli e in ritardo se va verso l’equatore”; questa forza deviante che è soltanto apparente è denominata forza di Coriolis.
La conseguenza della rotazione più evidente è l’l’alternarsi del dì e della notte.

► Moto di rivoluzione
E’ il moto che la terra compie descrivendo un orbita ellittica intorno al sole in senso antiorario; l’orbita descritta dalla terra è un’ellisse pochissimo schiacciata [e = 0,017], la sua lunghezza è di 940 km e il tempo impiegato a compierla è un anno sidereo (durata effettiva = 365g 6h). essendo il baricentro del sistema Sole-Terra interno al Sole, la rivoluzione terrestre è assimilabile al moto che essa percorrerebbe se si muovesse intorno al Sole.

Prove della rivoluzione:
-le diverse posizioni che il Sole sembra assumere sull’Eclittica in relazione alle 12 costellazioni dello Zodiaco si possono spiegare o tramite un moto apparente del Sole intorno alla Terra o con il moto reale della Terra intorno al Sole.
Ovviamente si può considerare l’analogia con gli altri pianeti per i quali si è potuto osservare un complesso movimento intorno al sole.
Inoltre la periodicità annua di alcuni gruppi di stelle cadenti indica che la terra si muove nello spazio descrivendo un’orbita tale che passi periodicamente attraverso stesse regioni in cui sono presenti sciami di materia cosmica.
Importante è anche il fenomeno dell’aberrazione della luce proveniente dagli atri, se infatti guardiamo un astro non dobbiamo puntare il telescopio nella direzione vera della stella ma in una direzione leggermente inclinata nello stesso verso del moto di rivoluzione; questo perché mentre la luce della stella percorre l’asse ottico del telescopio noi ci spostiamo nello spazio insieme alla terra seppure di poco.

Conseguenze della rivoluzione:
Per la presenza dell’atmosfera e a causa dei fenomeni di rifrazione e riflessione dei raggi solari assistiamo al passaggio graduale tra zona d’illuminazione e d’ombra: il crepuscolo e l’alba aumentano la zona illuminata sul globo (sulla Luna invece il passaggio è brusco).
Lo spostamento intorno al sole e l’inclinazione con cui la terra si sposta determina diverse durate del dì e della notte (se l’asse fosse perpendicolare infatti avremmo un’equa divisione di periodi di luce e di buio nel corso della giornata), i punti in cui le durate del giorno e della notte sono uguali sono gli equinozi [21 marzo e 23 settembre]; i punti di massima differenza di durata giorno notte sono i solstizi: il giorno è più lungo della notte nell’emisfero boreale il 21 giugno ed è più corto della notte il 22 dicembre; mentre il giorno nell’emisfero australe è più lungo della notte dal 22 dicembre e più corto dal 21 giugno. La linea dei solstizi e degli equinozi (perpendicolari tra di loro) non coincidono con la linea degli apsidi, ovvero la congiungente tra afelio e perielio.
Ci sono dei punti terrestri però in cui la luce solare a causa dello spostamento e dell’inclinazione della terra hanno sei mesi di giorno [fenomeno del sole di mezzanotte] e sei mesi di notte, essi sono i poli.

In base al diverso riscaldamento della terra, cioè a come i raggi solari colpiscono la terra che è inclinata, vengono determinate le stagioni astronomiche e le zone astronomiche.
Intorno all’ equatore c’è la zona torrida; le zone polari sono quelle in prossimità dei poli terrestri; comprese tra queste zone vi sono le zone temperate, quella australe tra il tropico del capricorno e il circolo polare antartico e quella boreale tra il tropico del cancro e il circolo polare artico. Anche se causa principale, le stagioni astronomiche non coincidono con quelle meteorologiche, che cominciano precisamente con il primo giorno del mese in cui avviene il solstizio o l’equinozio. L’atmosfera ritarda la nostra percezione del cambio di stagione.

► Moti millenari
sono delle perturbazioni dei due movimenti principali dovuti alla differente azione gravitazionale che i corpi celesti esercitano nel tempo sul nostro pianeta.
Inoltre sono da ricordare il moto di traslazione che attua insieme agli altri pianeti e la partecipazione al moto di recessione della galassia cioè all’espansione dell’universo.

Il moto di precessione luni-solare o doppio-conico.
La luna e il sole esercitano una forza che tende a far coincidere il piano dell’equatore con il piano dell’orbita, cioè a raddrizzare l’asse terrestre; ma a ciò si oppone la rapida rotazione della terra; la diversa interazione luna sole terra determina delle oscillazioni chiamate nutazioni. Questo moto dura in media 26000 anni e fa mutare la disposizione nello spazio del piano equatoriale celeste e quindi determina la rotazione in senso orario dell’intersezione tra tale piano e il piano dell’eclittica, ossia della linea degli equinozi [precessione degli equinozi]; allo stesso modo si muove anche la linea dei solstizi che è perpendicolare a quella degli equinozi.
Inoltre l’orbita della terra si muove assumendo nel tempo posizioni diverse rispetto al sole. Immaginando di vederlo dal polo nord celeste, il movimento è antiorario e perciò la linea degli aspidi va incontro alla linea degli equinozi abbreviando il periodo della precessione [da 26000 a 21000 anni].

Altri movimenti millenari sono la variazione dell’eccentricità dell’orbita, ossia la variazione del rapporto tra la distanza del sole dal centro dell’orbita e la lunghezza del semiasse maggiore di questa ultima che va da 0,05 a 0,003 in 92.000 anni.

Da sottolineare c’è anche la regressione della linea dei nodi : è una perturbazione del moto di rivoluzione della luna intorno alla terra prodotta dall’attrazione del sole. La linea dei nodi è la linea di intersezione tra il piano dell’orbita lunare e il piano dell’orbita terrestre; essa non rimane fissa nello spazio ma si va spostando continuamente, ruota in senso orario con periodo 18,6 anni.

In fine ricordiamo il mutamento dell’inclinazione dell’asse terrestre, ossia la variazione dell’angolo che l’asse di rotazione della terra forma con la perpendicolare al piano dell’orbita. Attualmente l’angolo è di 23° ma va da 21° a 24° nel giro di 40.000 anni.

Unità di misura del tempo

Bisogna distinguere tra giorno sidereo (23h, 56m, 4s) e giorno solare: il primo indica il periodo di tempo necessario alla terra per tornare esattamente nella posizione di partenza; il secondo (24h) è misurato in riferimento al periodo necessario per tornare nella stessa posizione rispetto al sole dopo un giro completo, ma dal momento che durante il moto rotatorio la Terra si muove anche sull’orbita e si sposta rispetto alla posizione iniziale, essa dovrà percorrere una distanza supplementare di 4 minuti per completare il giro. Dal momento che la velocità lineare del moto cambia a seconda della vicinanza all’afelio o al perielio, si adotta come unità convenzionale il giorno solare medio, di 24h precise, e di conseguenza si stabilisce il secondo come l’86000° parte del giorno solare medio.

I periodi di rivoluzione sono anch’essi 2: anno tropico o anno solare. Il primo è la durata effettiva della rotazione (365g6h8m10s) mentre il secondo è l’intervallo tra due equinozi o due solstizi dello stesso nome (365g5h48m46s) ed è20 minuti più breve dell’altro perché ogni anni gli equinozi o i solstizi avvengono un po’ prima che la terra abbia completato a sua rivoluzione. Non potendo utilizzare una misura così frammentata, si è stabilito l’anno civile della durata di 365 giorni (366 ogni 4 anni per recuperar le 6 ore). Su questo anno si basano i calendari.

Tempo vero, civile e fusi orari

Il sole impiega 4 minuti per passar da un meridiano all’altro e un’ora per passare sopra 15. L’ora vera è dunque inadatta per regolare i rapporti tra gli abitanti dello stesso stato. E’ stata per questo adottata l’ora nazionale, ovvero quella passante per il meridiano della capitale. Il tempo civile è quello del meridiano al centro di un fuso orario, 24 divisioni immaginarie del globo. Alcuni fusi orari sono disegnati in modo da seguire i confini di stati che, magari solo per un pezzo, escono da un fuso e entrano in quello successivo. Stati grandi come il Canada o gli USA hanno rispettivamente 5 e 7 orari diversi perché si estendono per 5 e 7 fusi orari. Fondamentale è la linea del cambiamento di data. Essa divide 2 zone con lo stesso orario ma di 2 giorni diversi: se si va verso Est si ripete la data del giorno appena passato, se si va verso Ovest si sposta avanti la data al giorno successivo.

Fonte: http://unitiresistiamo.altervista.org/Terra.doc

Autore del testo: non indicato nel documento di origine

La terra (4° parte)

L’azione gravitazionale degli altri corpi del sistema solare provocano sulla terra movimenti lentissimi che non possiamo percepire che portano conseguenze solo nel corso dei millenni per questo sono detti moti millenari.
Uno di questi è la precessione luni-solare: ovvero l’attrazione del sole e della luna opposta alla veloce rotazione della terra provocano una lieve mutazione della direzione dell’asse terrestre che ogni 26 000 anni fa descrivere all’asse due coni con il vertice al centro della terra; questo moto doppio conico avviene in senso contrario a quello della rotazione terrestre. La diversa posizione della luna e del sole durante il corso del tempo fanno si che i coni che percorre l’asse non siano perfettamente circolari ma ellittici e compire periodiche oscillazioni ogni 18 anni di pochi secondi di grado dette nutazioni. Questo moto millenario potrebbe portare ad invertire l’ordine delle stagioni, ovvero gli equinozi e i solstizi anticiperebbero la loro posizione sull’eclittica in senso antiorario, poiché il piano dell’equatore tenderebbe ad avvicinarsi al piano dell’eclittica e a cambiare posizione rispetto ad esso: per questo è anche detto precessione degli equinozi.
Inoltre l’attrazione degli altri pianeti porta a spostare la linea degli apsidi (asse maggiore dell’orbita, linea che unisce afelio e perielio) in senso antiorario ogni 117 000 anni. Per questo lo spostamento della linea degli absidi contribuisce alla precessione degli equinozi che invertono la loro posizione (fanno mezzo giro) ogni 10 500 anni rispetto ai 13 000.
Un altro moto millenario è la variazione dell’eccentricità dell’orbita ossia del rapporto tra la distanza del sole dal centro dell’orbita e la lunghezza del semiasse maggiore di quest’ultima che varia tra 1 milione di km a 16 milioni di km ogni 92 000 anni. Un altro movimento è il mutamento dell’inclinazione dell’asse terrestre che ha un periodo medio di circa 40 000 anni.
I moti millenari della Terra hanno importantissimi riflessi sul clima del nostro pianeta. Quando l’inverno cade in prossimità del perielio esso è più mite e più breve e l’estate più fresca e più lunga e l’escursione calorica annua è poca. Se avvenisse il contrario con inverno in afelio quindi più freddo e estate in perielio più calda ci sarebbe molta escursione calorica annua. Inoltre se l’eccentricità della terra aumenta, nel primo caso l’escursione calorica annua diminuirà, mentre nel secondo aumenterà.
Se l’inclinazione dell’asse terrestre assumesse valori maggiori il contrasto stagionale aumenterebbe, mentre se assumesse valori minori diminuirebbe il contrasto fra le stagioni.
Una delle cause determinanti l’alternarsi delle epoche glaciali è l’insolazione estiva: se in estate non si sciogliessero completamente le nevi accumulate in inverno, ogni anno si accumulerebbero e col tempo si trasformerebbero in ghiaccio.
Per orientarci possiamo usare i punti cardinali che corrispondono sul circolo dell’orizzonte ai punti in cui il sole sembra sorgere e tramontare rispettivamente est e ovest; intermedi a questi punti abbiamo il nord e il sud.
Questo sistema di orientamento è perfettamente preciso solo i giorni degli equinozi. Nella zona temperata boreale possiamo determinare la zona del sud ogni dì osservando la posizione del sole a mezzodì, ossia nel momento in cui raggiunge il culmine dell’arco che descrive. Allo stesso modo nella zona temperata australe possiamo osservare il nord. Di notte nel nostre emisfero possiamo orientarci con la stella polare che è quasi in corrispondenza del polo nord celeste e ci indica il nord. Nell’emisfero australe usano la croce del sud o la stella sigma octantis che è molto più precisa per indicare il sud.
Possiamo inoltre usare la bussola, uno strumento costituito da un ago magnetizzato libero di ruotare su un piano che per effetto del campo magnetico terrestre si dispone sempre indicando il polo nord magnetico. Però il polo magnetico è diverso da quello geografico e tra loro formano un angolo detto declinazione magnetica che varia da luogo a luogo e che si dovrebbe sapere per correggere l’angolo indicato dalla bussola.
Ai 4 punti cardinali principali sono stati inseriti altri punti intermedi come sud-est, sud-ovest, nord-est o nord-ovest che insieme ad altri punti ancora più intermedi formano la rosa dei venti. Essa venne fissata ai tempi della navigazione a vela prendendo come riferimento il centro del mar ionio e ogni punto cardinale viene chiamato come il vento che viene da quella direzione (es: Sud-est scirocco perchè viene dalla Siria che si trova a sud est del centro del mar ionio).
Però tutto ciò non ci permette di fissare con esattezza la posizione di un punto sul piano dell’orizzonte. Perciò ci avvaliamo delle coordinate polari: l’azimut e la distanza; la distanza è la misura lineare tra l’osservatore e l’oggetto di cui dobbiamo fissare la posizione mentre l’azimut è l’angolo compreso tra la linea del meridiano e la direzione dell oggetto partendo da nord in senso orario.
Questo però ci permette di conoscere la sua posizione relativa all’osservatore; per conoscere la posizione assoluta ci dobbiamo avvalere delle coordinate geografiche: latitudine e longitudine e altitudine.
Per determinare la latitudine occorre misurare l’altezza di una stella sul piano dell’orizzonte del luogo considerato. Nell’emisfero boreale usiamo la stella polare di notte: i raggi che ci arrivano da essa sono paralleli tra loro e per conoscere la latitudine basta misurare l’angolo che la visuale verso la polare forma col piano dell’orizzonte. Si giorno e solo nei giorni di equinozio possiamo usare il sole, ma dobbiamo tenere conto che angolo complementare che i raggi del sole a mezzodì formano col piano dell’orizzonte. Per gli altri giorni dell’anno occorre tenere conto dell’angolo che i raggi formano col piano equatoriale cioè della declinazione solare che va aggiunto (in primavera ed estate) o sottratto (autunno inverno) all’angolo complementare che i raggi del sole a mezzodì formano col piano dell’orizzonte. Per misurare l’altezza degli astri si può adoperare il sestante o il teodolite.
Per determinare la longitudine possiamo usare l’apparente movimento che il sole compie intorno alla terra. Sapendo che il sole impiega 4 secondi a descrivere un arco di 1’ di longitudine dalla differenza che si ha nello stesso istante tra l’ora locale e quella di Greenwich si può ricavare la longitudine del luogo. L’ora locale viene determinata osservando la culminazione del Sole cioè il suo passaggio sul meridiano del luogo.
Occorre inoltre conoscere l’altitudine o la quota di un oggetto cioè la sua distanza verticale dal livello medio del mare assunto come punto 0. Si usa l’altimetro che è un tipo di barometro che conoscendo il rapporto tra pressione e altezza determina quest’ultima.
Il più moderno e accurato sistema per conoscere la posizione di un corpo sulla terra è il GPS Global Positioning System che grazie ai dati dei satelliti che orbitano intorno alla terra (ne bastano 4 per conoscere una posizione) riesce a triangolare la posizione di un punto. La distanza viene ottenuta dal tempo che impiega il radiosegnale emesso da ciascun satellite ad arrivare fino a terra. Tale operazione viene eseguita confrontando un particolare codice digitale assegnato al ricevitore a terra con quello attribuito al satellite e misurandone il ritardo. Il satellite che il ricevitore devono esser sincronizzati. La ionosfera terrestre provoca qualche ritardo nella trasmissione che viene corretto tramite modelli matematici.

La terra

I popoli antichi credevano che la terra fosse piana e poco estesa, simile ad un disco circondato dall’oceano. Pitagora basandosi su presupposti teorici, riconobbe la sfericità della terra. Nel medioevo fu ripresa l’ idea della forma piatta che fu abbandonata definitivamente dagli Umanisti.
L’area che riusciamo ad abbracciare con lo sguardo è una linea grossolanamente circolare detta orizzonte sensibile, lungo la quale sembra che la volta celeste si congiunga con il suolo. L’ orizzonte va aumentando con il crescere dell’ altitudine.
Se ci spostiamo lungo un meridiano terrestre l’altezza delle stelle sull’orizzonte varia provando che la terra ha una superfici curva e convessa. La curvatura della superficie terrestre è simile a quella di una sfera: ciò è stato provato dalla gravità che agisce secondo i raggi di una sfera (il peso di un corpo non differisce molto da luogo a luogo provando che il raggio terrestre è circa uguale in tutti i punti); un’ altra prova è l’ ombra sempre circolare della terra sulla luna durante un eclissi di luna. Oggi la sfericità del nostro pianeta è documentata dalle immagini dei satelliti.
La forza centrifuga del moto di rotazione attorno al proprio asse terrestre ha prodotto una deformazione della sfera, deprimendola ai poli e rigonfiandola all’equatore. La forma è di un ellissoide a 3 assi poiché l’ equatore non è perfettamente circolare.
Grazie alla legge di Newton possiamo sapere che la superficie terrestre nei suoi vari tratti presenta valori diversi di forza di gravità e quindi che i vari punti della superficie terrestre si trovano a diversa distanza dal centro.
Allo stato attuale delle nostre conoscenze la forma della terra non può essere definita matematicamente. Per identificare la forma del nostro pianeta usiamo quella di un solido la cui superficie è perpendicolare in ogni suo punto alla direzione del filo a piombo; questo corpo è detto geoide, questa forma è una superficie equipotenziale poiché in tutti i suoi punti è uguale il lavoro necessario per portare un determinato oggetto da questa superficie ad una distanza infinita.
Il primo a calcolare la circonferenza terrestre fu Erastotele. Egli riteneva che le città di Alessandria e Siene fossero sullo stesso meridiano (cosa inesatta) e conosceva la loro distanza di 5000 stadi, sapeva inoltre che alle 12:00 del 21 giugno a Siene il sole era sulla verticale. Egli misurò con una scafe (semisfera cava e graduata con infisso al centro un asticella) l’ angolo che i raggi del sole formavano con la verticale nello stesso istante ad Alessandria. Sapendo chi raggi del sole arrivano paralleli, essendo il sole molto lontano, questo angolo era uguale a quello al centro della terra tra le verticali di Alessandria e Siene. Questo angolo era 1/50 della misura angolare di una circonferenza e moltiplicandolo per la distanza tra Siene ed Alessandria la circonferenza terrestre doveva misurare 250 000 stadi ovvero 39375 km valore inferiore di soli 634 km a quello reale. Nel 1671 l’ astronomo Picard ebbe una migliore valutazione delle dimensioni della terra misurando l’arco di meridiano tra Amienz e Mahoisine.
Richer misurò lo schiacciamento polare: egli constatò che un pendolo presentava oscillazioni più veloci se ci si allontanava dall’equatore perché la forza di gravità diminuisce verso la zona equatoriale, poiché avvicinandosi ai poli ci si trova più vicini al centro della terra e quindi la forza di gravità è maggiore. Misure recenti hanno determinato in 6378km il raggio equatoriale e in 6356km quello polare con una differenza di circa 22km e lo schiacciamento polare che ne deriva è di 1/298. La forma della terra assunta internazionalmente è quella cosiddetta ellissoide internazionale.
Le dimensioni della terra costituiscono la base del sistema metrico decimale. L’unità di misura della lunghezza, il metro, è definito come la 40 000 000esima parte del meridiano terrestre. Successivamente si costatò che il meridiano terrestre è un po’ più lungo con un errore di 0,2mm. Nel 1960 il metro è stato definito come 1 650 763,73 volte la lunghezza d’onda nel vuoto della luce rossa arancione emessa dal kripton86. Nel 1983 il metro è la distanza percorsa nel vuoto dalla luce nell’intervallo di tempo di 1/299 792 458 di secondo.
Un piano perpendicolare all’asse terrestre passante per il centro della Terra la divide in due emisferi, uno a nord detto boreale e uno a sud detto australe. Esso determina una circonferenza detto l’Equatore. Altri piani perpendicolari all’asse ma non passanti per il centro sono i paralleli che hanno la stessa ampiezza angolare, ma hanno lunghezza maggiore all’equatore e minore ai poli. Tagliando la terra con piani contenenti l’asse e passanti per i poli si hanno i meridiani, che sono uguali tra loro. Meridiani e paralleli sono in numero infinito però si usa considerarli uno ogni grado per cui esistono 360 paralleli di grado e 360 meridiani di grado. L’insieme di meridiani e paralleli forma il reticolato geografico. Le coordinate geografiche sono la latitudine e la longitudine:

Latitudine è la distanza angolare di un punto dall’equatore e può essere Nord o Sud se ci si trova nell’emisfero boreale o quello australe: essa corrisponde all’ampiezza dell’angolo al centro della Terra che sottende l’arco di meridiano congiungente il punto con l’equatore
Longitudine è la distanza angolare di un punto da un determinato meridiano misurata sull’arco di parallelo che passa per quel punto. Essa può essere Est o Ovest e il meridiano 0 di riferimento è Greenwich.

Allo stesso modo si possono definire le coordinate celesti:

La declinazione celeste è la distanza angolare fra l’astro considerato e il piano dell’equatore celeste
L’ascensione retta è la distanza angolare dell’astro dal meridiano celeste che passa per il cosiddetto punto di Ariete scelto come meridiano iniziale sulla sfera celeste.

La terra

Il nostro pianeta compie moti simultanei:

Movimenti che si ripetono in tempi relativamente brevi, effetti geografici molto importanti
Movimenti che si ripetono in tempi lunghi, effetti di grande interesse, ma non rilevabili nel corso di una vita umana
Movimenti insieme al sole e alla galassia, dei quali non vi sono conseguenze geografiche apprezzabili.

Il moto di rotazione che la terra compie intorno al proprio asse va da occidente, Ovest, verso oriente, Est. La durata di questo movimento che si può ritenere uniforme è di 23h 56m e 4s, cioè un giorno sidereo. La velocità angolare di rotazione è identificata a tutte le latitudini fatta eccezione per i poli dove è nulla. La velocità lineare (distanza percorsa da un punto nell’unità di tempo) è invece variabile con la latitudine, ed è massima all’equatore e diminuisce ai poli.
Il movimento di rotazione terrestre non è perfettamente uniforme. C’è un graduale rallentamento a causa dell’attrito delle maree, ossia delle protuberanze che la Luna provoca sulle masse oceaniche terrestri. La luna esercita un azione frenante sulla terra.
Il moto di rivoluzione che la terra compie come tutti gli altri pianeti del sistema solare descrive un orbita ellittica intorno al sole in senso antiorario. La terra si trova in perielio, la minima distanza da sole ai primi di gennaio, in afelio, massima distanza dal sole ai primi di luglio. L’alternarsi delle stagioni non è quindi dovuto al variare della distanza dal sole.
L’orbita descritta dalla terra è un ellisse pochissimo schiacciato tanto da potersi quasi assimilare ad una circonferenza; la sua eccentricità è appena 0,017. Il tempo che la terra impiega a compiere un orbita completa è di 365d 6h 9m 10s e viene denominato anno sidereo.
Il sistema terra sole si muove attorno a un baricentro comune dato che la massa del sole è molto maggiore di quella della terra il baricentro si trova tanto prossimo al sole da potersi ritenere coincidente con esso cosi si può considerare che la terra sia in movimento intorno al sole.
I sensi non possono avere alcuna percezione diretta della rotazione terrestre. Una prima prova del movimento è l’apparente spostamento diurno dei corpi celesti da est verso ovest; i corpi celesti più lontani li potremmo vedere muoversi tutti insieme solo se al loro velocità fosse maggiore di quella della luce, cosa impossibile. Perciò è più semplice ammettere che sia la terra ruotare intorno al proprio asse. Un’ altra prova è l’analogia con gli altri pianeti: tutti hanno un moto rotatorio assiale e quindi l’abbiamo anche noi. Un’altra prova è l’osservazione della caduta libera dei corpi, osservata da Guglielmini che vide uno spostamento di un corpo lasciato cadere da un punto elevato sulla superficie terrestre deviato dal punto di partenza di 17mm per 100m verso est. Essendo il punto di partenza più lontano dall’asse terrestre rispetto al punto d’arrivo, il corpo avrà una maggiore velocità lineare di rotazione rispetto a quest’ultimo quindi ruoterà di più e andrà a cadere più avanti ossi spostato verso est.
Un’altra prova è la variazione dell’accelerazione di gravità con la latitudine dovuto sia allo schiacciamento polare che alla rotazione, grazie alla forza centrifuga(F=m·ω·R² dove m=massa ω=velocità angolare R=distanza dall’asse di rotazione).
Un’altra prova è l’esperimento di Foucault: esso consiste nell’osservare lo spostamento del piano d’oscillazione di un pendolo rispetto agli oggetti terrestri. Il piano di oscillazione di un pendolo è fisso cioè mantiene la sua posizione nello spazio. Se si segnano su un pavimento le posizioni dei punti tra cui il pendolo oscilla in tempi successivi, il piano di oscillazione sembra spostarsi come se ruotasse in senso orario intorno ad un asse. In realtà a ruotare è il pavimento che si muove in senso antiorario seguendo il movimento di rotazione della terra.
Un’altra prova è lo schiacciamento polare.
Lo spostamento della direzione dei corpi in moto sulla superficie terrestre è una conseguenza della rotazione. La legge di Ferrer dice che a causa della rotazione terrestre un corpo che si muova liberamente sulla terra viene deviato dalla sua direzione iniziale verso destra se si trova nell’emisfero boreale e verso sinistra se si trova in quello australe. Il fenomeno si spiega con il fatto che un corpo in moto tende per inerzia a conservare la sua velocità lineare di rotazione che aveva nel punto di partenza. La forza deviante è detta di Coriolis. Lo spostamento però è solo relativo perché ciò che veramente si sposta è la terra per cui è una forza apparente.

La terra
La più evidente conseguenza del moto di rotazione è l’alternarsi del dì e la notte. La rotazione si compie in un tempo molto più breve rispetto alla rivoluzione intorno al sole e ciò fa si che sulla superficie terrestre si alternino un periodo di illuminazione, dì e uno di oscurità, notte.
L’emisfero illuminato è diviso da quello in ombra dal circolo di illuminazione. Il passaggio da si alle notte è graduale a causa della presenza dell’atmosfera, i cui alti strati sono penetrati dai raggi un po’ prima del sorgere del Sole sull’orizzonte e un po’ dopo il tramonto.
Sembra che il sole compia un moto di rivoluzione intorno alla terra ma in realtà è un moto apparente perché noi non percepiamo il moto della rivoluzione terrestre. Vi sono però prove che dimostrano il movimento di rivoluzione della terra intorno al sole. Una prova è l’analogia con gli altri pianeti del sistema solare che ruotano intorno al sole secondo la legge di Keplero. Un'altra è la periodicità annua di alcuni gruppi di stelle cadenti che fa capire che la terra passa periodicamente attraverso determinate ragioni. La prova diretta più sicura fu scoperta da Bradley ovvero l’aberrazione della luce proveniente dagli astri. Quando noi osserviamo una stella la direzione secondo cui la vediamo non è quella effettiva ma solo apparente. La luce proveniente dall’astro che volgiamo osservare impiega un certo tempo a percorrere l’asse ottico del telescopio e nel frattempo noi ci spostiamo in un punto dell’orbita terrestre che non è più quello di prima: l’ angolo tra la direzione vera e quella apparente è detto di aberrazione e rappresenta l’inclinazione della risultante tra la velocità di propagazione della luce e la velocità di rivoluzione della terra.
Come ulteriori prove possiamo considerare fenomeni che portano altre conseguenze. Occorre sapere però che l’asse terrestre è inclinato di 66° 33’ rispetto al piano dell’orbita ed esso si mantiene costantemente parallelo a se stesso durante l’intero tragitto che la Terra compie intorno al Sole.
Se l’asse terrestre fosse perpendicolare il di e la notte avrebbero la stessa durata e non ci sarebbero le stagioni. Apparentemente sembra che il sole giri intorno alla terra percorrendo una traiettoria che giace su un piano inclinato di 23° 27’ rispetto al piano equatoriale. Il sole si sposta da un emisfero celeste all’altro mantenendosi per sei mesi a nord dell’equatore e per altri sei mesi a sud di esso. I due punti in cui la traiettoria solare attraversa l’equatore celeste sono gli equinozi:

21 marzo equinozio primavera in cui la durata del di e della notte è uguale in tutti i punti della terra.
23 settembre equinozio d’autunno in cui la durata del di e della notte è uguale in tutti i punti della terra.

Le massime elevazioni a nord e a sud rispetto al piano equatoriale terrestre il sole le raggiunge in 2 posizioni delle solstizi.

21 giugno solstizio d’estate i raggi del sole sono perpendicolari al tropico del cancro
22 dicembre solstizio d’inverno i raggi sono perpendicolari al tropico del capricorno

Le condizioni d’illuminazione sono diverse per i due emisferi: nel periodo tra l’ equinozio di primavera e quello d’autunno tutti i punti a nord dell’equatore restano per un tratto più lungo nella parte illuminata e quelli a sud rimangono più al lungo all’oscuro. La zona del circolo polare artico resta illuminata per sei mesi. Nel periodo tra l’equinozio di primavera e quello di autunno avvengono le stesse condizioni solo che per l’emisfero sud. Il fatto che il sole non si trovi sempre alla stessa distanza dalla terra comporta variazioni trascurabili a questi eventi.
Le stagioni possono essere indicate sull’orbita terrestre con le relative posizioni in cui viene a trovarsi la terra: la linea che, passando per il centro del sole unisce i due punti dell’orbita in cui i raggi solari sono allo zenit sull’equatore è la linea degli equinozi; perpendicolarmente ad esse c’è la linea dei solstizi che unisce i due punti in cui il sole è alla massima elevazione rispetto al piano equatoriale. La linea degli apsidi che congiunge l’afelio col perielio forma un angolo di 12° con la linea dei solstizi.
Nei periodi di tempo che intercorrono fra queste quattro posizioni le condizioni di illuminazione sono intermedie, si susseguono periodi più caldi e più freddi; si ha cosi l’alternarsi delle stagioni. Le stagioni astronomiche sono i periodi di tempo compresi tra un equinozio e un solstizio.
Le stagioni astronomiche non coincidono con quelle metereologiche cioè con l’andamento del clima, perché il clima è influenzato dalla cessione di calore da parte degli oceani o dell’atmosfera.
I due tropici e i due circoli dividono la terra in 5 parti caratterizzate da diverse condizioni di riscaldamento dette zone astronomiche:

zona torrida, tra i due tropici e divisa dall’equatore
zona temperata boreale, tra il tropico del cancro e il circolo polare artico
zona temperata australe, tra il tropico del capricorno e il circolo polare antartico
calotta polare artica, a nord del circolo polare artico
calotta polare antartica, a sud del circolo polare antartico

La terra

Comunemente per giorno si intende il periodo di tempo che la Terra impiega per compiere una rotazione intorno al proprio asse, ma possiamo distinguere il giorno sidereo da quello solare:

Giorno sidereo: è il tempo che impiega una stessa a passare due volte sullo stesso meridiano: 23h 56m 4s
Giorno solare: è il tempo che impiega il sole a passare due volte successive alla massima altezza sul piano dell’orizzonte di un certo luogo. 24h

La variazione tra i due tipi di giorni è dovuta al fatto che la terra compie anche una rivoluzione perciò la terra deve percorrere un supplemento di rotazione pari all’arco percorso sull’orbita. Il giorno sidereo ha durata costante, mentre quello solare no: in afelio, la velocità della terra è minore e il giorno solare dura poco meno di 24h; in perielio la velocità di rivoluzione della terra è maggiore e il giorno solare dura poco più di 24h.
Il giorno solare medio è la media delle durate dei giorni solari durante l’anno. Il secondo è la 86 400esima parte del giorno solare media ed è l’unità fondamentale del tempo. Oggi il secondo ha la durata di 9 192 631 770 oscillazioni della radiazione emessa dall’atomo di cesio 133.
Anche per l’anno abbiamo l’anno sidereo e quello solare o tropico:

Anno sidereo: il tempo che passa tra due ritorni consecutivi del sole nella stessa posizione fra le stelle: 265d 6h 9m 10s
Anno tropico o solare: è il tempo che intercorre fra due passaggi successivi del sole allo Zenit dello stesso tropico, ovvero tra 2 solstizi dello stesso nome o tra 2 equinozi dello stesso nome: 365d 5h 48m 46s

La differenza è dovuta alla precessione degli equinozi che anticipa ogni anno di 20 minuti gli equinozi e solstizi.
L’anno sidereo non è dato dalla somma di giorni siderei, ne l’anno solare è dato dalla somma di giorni solari.
Generalmente per la parola anno ci si riferisce a quello solare, però esso non corrisponde ad un numero intero di giorni per questo si usa l’anno civile su cui si basano i calendari.
Questa differenza tra l’anno tropico e quello solare rappresenta la causa di non riuscire a stabilire con esattezza un calendario perfetto. I romani prima di Giulio Cesare dividevano l’anno in 12 mesi lunari con un totale di 355 giorni, ma rimanendo indietro di 11 giorni ogni due anni inserivano un mese di 22 giorni. Il calendario giuliano introdotto da Giulio Cesare divide l’anno in 365 giorni con l’anno bisestile ogni 4 anni per recuperare. Ma la differenza di circa 11 minuti si fece sentire col passare dei secoli e Papa Gregorio XIII fu costretto a spostare di 10 giorni il calendario in avanti e a considerare bisestili solo gli anni il cui gruppo di cifre precedenti i due zeri fosse divisibile per 4 (1600 bisestile 1700 no), creando il calendario gregoriano usato internazionalmente che ha come anno 0 la nascita di Cristo. I musulmani hanno l’anno basato sui mesi lunari con 354 o 355 giorni a partire dalla fuga di Maometto dalla Mecca. Gli ebrei hanno l’anno basato sul mese lunare ma non sono molto indietro all’anno solare.
Il calendario gregoriano andrà bene fino al 4317. Per questo si sta pensando di istituire un calendario universale formato da 4 trimestri formati ognuno da 3 mesi con durata di 31d il primo mese e 30d il secondo e il terzo. Inoltre andrebbe aggiunto un altro giorno bianco alla fine di dicembre e negli anni bisestili un ulteriore giorno alla fine di giugno. (questi due giorni non rientrano nel computo delle settimane). In questo modo ogni anno e ogni trimestre inizierebbero con la domenica e si eliminerebbero le differenze tra le settimane. Ma ci sono molte polemiche.
Ogni meridiano ha il suo proprio tempo vero, per questo per regolare i rapporti tra gli stati sono stati inseriti i fusi orari. In passato si usavano le ore nazionali, ovvero ogni stato aveva un ora diversa pari a quella del meridiano passante per la capitale; ma nel 1893 l’astronomo italiano Filopanti divise la terra in 24 spicchi detti fusi orari limitati da meridiani distanti 15° di longitudine e quindi con differenze di 1h. Dentro ogni fuso si usa un determinato tempo civile. Il primo fuso orario si estende per 7° 30’ ad Est e a Ovest da Greenwich e il suo tempo è detto universale U.T. Spesso i limiti dei fusi orari non seguono i meridiani, ma i confini politici degli stati.
La linea internazionale del cambio di data divide il tredicesimo fuso in due parti aventi la stessa ora ma giorno diverso. E’ stato scelto l’antimeridiano di Greenwich perché passa prevalentemente per l’oceano e quindi in zone disabitate. Nell’attraversare tale linea occorre ripetere la data del giorno in corso se si è diretti verso Est mentre spostare la data al giorno successivo se ci si muove verso Ovest.

Autore: Federico Ferranti

Fonte: http://www.riassuntiliceo.altervista.org/quintof/geo10.doc

Fonte: http://www.riassuntiliceo.altervista.org/quintof/geo11.doc

Fonte: http://www.riassuntiliceo.altervista.org/quintof/geo12.doc
Fonte: http://www.riassuntiliceo.altervista.org/quintof/geo13.doc

Terra forma dimensioni e movimenti